Estrelas de nêutrons: o que a humanidade sabe sobre esse fenômeno. Quão grande pode ser uma estrela de nêutrons?

Um pulsar (rosa) pode ser visto no centro da galáxia M82.

Explorar pulsares e estrelas de nêutrons O Universo: descrição e características com fotos e vídeos, estrutura, rotação, densidade, composição, massa, temperatura, pesquisa.

Pulsares

Pulsares São objetos esféricos compactos, cujas dimensões não ultrapassam os limites de uma grande cidade. O surpreendente é que com tal volume ultrapassam a massa solar em termos de massa. Eles são usados ​​para estudar estados extremos da matéria, detectar planetas além do nosso sistema e medir distâncias cósmicas. Além disso, ajudaram a encontrar ondas gravitacionais que indicam eventos energéticos, como colisões supermassivas. Descoberto pela primeira vez em 1967.

O que é um pulsar?

Se você procurar um pulsar no céu, ele parecerá uma estrela cintilante comum seguindo um certo ritmo. Na verdade, a sua luz não pisca nem pulsa e não aparecem como estrelas.

O pulsar produz dois feixes de luz estreitos e persistentes em direções opostas. O efeito de cintilação é criado porque eles giram (princípio do farol). Neste momento, o feixe atinge a Terra e gira novamente. Por que isso está acontecendo? O fato é que o feixe de luz de um pulsar geralmente não está alinhado com seu eixo de rotação.

Se o piscar for gerado por rotação, a velocidade dos pulsos reflete a velocidade com que o pulsar está girando. Foram encontrados um total de 2.000 pulsares, a maioria dos quais gira uma vez por segundo. Mas existem aproximadamente 200 objetos que conseguem fazer cem revoluções ao mesmo tempo. Os mais rápidos são chamados de milissegundos, porque seu número de rotações por segundo é igual a 700.

Os pulsares não podem ser considerados estrelas, pelo menos “vivas”. Em vez disso, são estrelas de nêutrons, formadas depois que uma estrela massiva fica sem combustível e entra em colapso. Como resultado, uma forte explosão é criada - uma supernova, e o material denso restante é transformado em uma estrela de nêutrons.

O diâmetro dos pulsares no Universo chega a 20-24 km e sua massa é o dobro da massa do Sol. Para se ter uma ideia, um pedaço desse objeto do tamanho de um cubo de açúcar pesará 1 bilhão de toneladas. Ou seja, algo tão pesado quanto o Everest cabe na sua mão! É verdade que existe um objeto ainda mais denso - um buraco negro. O mais massivo atinge 2,04 massas solares.

Os pulsares têm um forte campo magnético que é de 100 milhões a 1 quatrilhão de vezes mais forte que o da Terra. Para que uma estrela de nêutrons comece a emitir luz como um pulsar, ela deve ter a proporção correta entre a intensidade do campo magnético e a velocidade de rotação. Acontece que um feixe de ondas de rádio pode não passar pelo campo de visão de um telescópio terrestre e permanecer invisível.

Pulsares de rádio

Astrofísico Anton Biryukov sobre a física das estrelas de nêutrons, desaceleração da rotação e descoberta de ondas gravitacionais:

Por que os pulsares giram?

A lentidão de um pulsar é de uma rotação por segundo. Os mais rápidos aceleram a centenas de rotações por segundo e são chamados de milissegundos. O processo de rotação ocorre porque as estrelas das quais foram formadas também giraram. Mas para chegar a essa velocidade, você precisa de uma fonte adicional.

Os pesquisadores acreditam que pulsares de milissegundos foram formados roubando energia de um vizinho. Você pode notar a presença de uma substância estranha que aumenta a velocidade de rotação. E isso não é bom para o companheiro ferido, que um dia poderá ser totalmente consumido pelo pulsar. Esses sistemas são chamados de viúvas negras (em homenagem a um tipo perigoso de aranha).

Os pulsares são capazes de emitir luz em vários comprimentos de onda (do rádio aos raios gama). Mas como eles fazem isso? Os cientistas ainda não conseguem encontrar uma resposta exata. Acredita-se que um mecanismo separado seja responsável por cada comprimento de onda. Feixes semelhantes a faróis são feitos de ondas de rádio. Eles são brilhantes e estreitos e lembram luz coerente, onde as partículas formam um feixe focado.

Quanto mais rápida for a rotação, mais fraco será o campo magnético. Mas a velocidade de rotação é suficiente para que emitam raios tão brilhantes quanto os lentos.

Durante a rotação, o campo magnético cria um campo elétrico, que pode levar partículas carregadas a um estado móvel (corrente elétrica). A área acima da superfície onde o campo magnético domina é chamada de magnetosfera. Aqui, partículas carregadas são aceleradas a velocidades incrivelmente altas devido a um forte campo elétrico. Cada vez que aceleram, emitem luz. É exibido em faixas ópticas e de raios-X.

E os raios gama? A investigação sugere que a sua fonte deve ser procurada noutro local próximo do pulsar. E eles vão se parecer com um leque.

Procure por pulsares

Os radiotelescópios continuam sendo o principal método de busca de pulsares no espaço. Eles são pequenos e fracos em comparação com outros objetos, então você tem que escanear todo o céu e gradualmente esses objetos entram na lente. A maioria foi encontrada no Observatório Parkes, na Austrália. Muitos dados novos estarão disponíveis a partir da Square Kilometer Array Antenna (SKA) a partir de 2018.

Em 2008, foi lançado o telescópio GLAST, que encontrou 2.050 pulsares emissores de raios gama, dos quais 93 eram de milissegundos. Este telescópio é extremamente útil porque varre todo o céu, enquanto outros destacam apenas pequenas áreas ao longo do plano.

Encontrar diferentes comprimentos de onda pode ser um desafio. O fato é que as ondas de rádio são incrivelmente poderosas, mas podem simplesmente não atingir as lentes do telescópio. Mas a radiação gama se espalha por uma maior parte do céu, mas é inferior em brilho.

Os cientistas sabem agora da existência de 2.300 pulsares, encontrados através de ondas de rádio e 160 através de raios gama. Existem também pulsares de 240 milissegundos, dos quais 60 produzem raios gama.

Usando pulsares

Os pulsares não são apenas objetos espaciais incríveis, mas também ferramentas úteis. A luz emitida pode dizer muito sobre os processos internos. Ou seja, os pesquisadores conseguem entender a física das estrelas de nêutrons. Esses objetos têm uma pressão tão alta que o comportamento da matéria difere do normal. O estranho conteúdo das estrelas de nêutrons é chamado de “pasta nuclear”.

Os pulsares trazem muitos benefícios devido à precisão de seus pulsos. Os cientistas conhecem objetos específicos e os percebem como relógios cósmicos. Foi assim que começaram a surgir especulações sobre a presença de outros planetas. Na verdade, o primeiro exoplaneta encontrado orbitava um pulsar.

Não se esqueça que os pulsares continuam a se mover enquanto “piscam”, o que significa que podem ser usados ​​para medir distâncias cósmicas. Eles também estiveram envolvidos no teste da teoria da relatividade de Einstein, como momentos com gravidade. Mas a regularidade da pulsação pode ser perturbada pelas ondas gravitacionais. Isso foi percebido em fevereiro de 2016.

Cemitérios Pulsares

Gradualmente, todos os pulsares desaceleram. A radiação é alimentada pelo campo magnético criado pela rotação. Como resultado, ele também perde energia e para de enviar feixes. Os cientistas traçaram uma linha especial onde os raios gama ainda podem ser detectados na frente das ondas de rádio. Assim que o pulsar cai abaixo, ele é descartado no cemitério de pulsares.

Se um pulsar foi formado a partir dos restos de uma supernova, então ele possui uma enorme reserva de energia e uma velocidade de rotação rápida. Os exemplos incluem o objeto jovem PSR B0531+21. Pode permanecer nesta fase por várias centenas de milhares de anos, após os quais começará a perder velocidade. Os pulsares de meia-idade constituem a maioria da população e produzem apenas ondas de rádio.

No entanto, um pulsar pode prolongar a sua vida se houver um satélite próximo. Então retirará seu material e aumentará a velocidade de rotação. Tais mudanças podem ocorrer a qualquer momento, razão pela qual o pulsar é capaz de renascer. Tal contato é chamado de sistema binário de raios X de baixa massa. Os pulsares mais antigos são os de milissegundos. Alguns atingem bilhões de anos de idade.

Estrelas de nêutrons

Estrelas de nêutrons- objetos bastante misteriosos que excedem a massa solar em 1,4 vezes. Eles nascem após a explosão de estrelas maiores. Vamos conhecer melhor essas formações.

Quando uma estrela 4 a 8 vezes mais massiva que o Sol explode, um núcleo de alta densidade permanece e continua a entrar em colapso. A gravidade empurra um material com tanta força que faz com que prótons e elétrons se fundam para se tornarem nêutrons. É assim que nasce uma estrela de nêutrons de alta densidade.

Esses objetos massivos podem atingir um diâmetro de apenas 20 km. Para se ter uma ideia da densidade, apenas uma colher de material de estrela de nêutrons pesaria um bilhão de toneladas. A gravidade de tal objeto é 2 bilhões de vezes mais forte que a da Terra, e a potência é suficiente para lentes gravitacionais, permitindo aos cientistas ver a parte de trás da estrela.

O choque da explosão deixa um pulso que faz a estrela de nêutrons girar, atingindo várias rotações por segundo. Embora possam acelerar até 43.000 vezes por minuto.

Camadas limite perto de objetos compactos

Astrofísico Valery Suleymanov sobre o surgimento de discos de acreção, vento estelar e matéria em torno de estrelas de nêutrons:

O interior das estrelas de nêutrons

O astrofísico Sergei Popov sobre estados extremos da matéria, a composição das estrelas de nêutrons e métodos para estudar o interior:

Quando uma estrela de nêutrons faz parte de um sistema binário onde uma supernova explodiu, o quadro é ainda mais impressionante. Se a segunda estrela tiver massa inferior à do Sol, ela puxa a massa da companheira para o “lóbulo de Roche”. Esta é uma nuvem esférica de material orbitando uma estrela de nêutrons. Se o satélite for 10 vezes maior que a massa solar, a transferência de massa também será ajustada, mas não tão estável. O material flui ao longo dos pólos magnéticos, aquece e cria pulsações de raios X.

Até 2010, 1.800 pulsares foram encontrados usando detecção de rádio e 70 usando raios gama. Alguns espécimes até tinham planetas.

Tipos de estrelas de nêutrons

Alguns representantes de estrelas de nêutrons possuem jatos de material fluindo quase à velocidade da luz. Quando eles passam por nós, eles piscam como a luz de um farol. Por isso são chamados de pulsares.

ESTRÊLA DE NEUTRÓNS
uma estrela feita principalmente de nêutrons. Um nêutron é uma partícula subatômica neutra, um dos principais componentes da matéria. A hipótese sobre a existência de estrelas de nêutrons foi apresentada pelos astrônomos W. Baade e F. Zwicky imediatamente após a descoberta do nêutron em 1932. Mas esta hipótese foi confirmada por observações somente após a descoberta dos pulsares em 1967.
Veja também PULSAR. As estrelas de nêutrons são formadas como resultado do colapso gravitacional de estrelas normais com massas várias vezes maiores que a do Sol. A densidade de uma estrela de nêutrons é próxima da densidade de um núcleo atômico, ou seja, 100 milhões de vezes maior que a densidade da matéria comum. Portanto, com a sua enorme massa, uma estrela de nêutrons tem um raio de apenas aprox. 10 km. Devido ao pequeno raio de uma estrela de nêutrons, a força da gravidade em sua superfície é extremamente alta: cerca de 100 bilhões de vezes maior que na Terra. Esta estrela é impedida de entrar em colapso pela “pressão de degeneração” da matéria densa de nêutrons, que não depende de sua temperatura. No entanto, se a massa de uma estrela de nêutrons for superior a cerca de 2 massas solares, a força da gravidade excederá essa pressão e a estrela não será capaz de resistir ao colapso.
Veja também COLAPSO GRAVITACIONAL. As estrelas de nêutrons têm um campo magnético muito forte, atingindo 10 12-10 13 G na superfície (para comparação: a Terra tem cerca de 1 G). Dois tipos diferentes de objetos celestes estão associados às estrelas de nêutrons.
Pulsares (pulsares de rádio). Esses objetos emitem pulsos de ondas de rádio com estrita regularidade. O mecanismo de radiação não é totalmente claro, mas acredita-se que uma estrela de nêutrons em rotação emite um feixe de rádio em uma direção associada ao seu campo magnético, cujo eixo de simetria não coincide com o eixo de rotação da estrela. Portanto, a rotação provoca uma rotação do feixe de rádio, que é periodicamente direcionado para a Terra.
O raio X dobra. Fontes pulsantes de raios X também estão associadas a estrelas de nêutrons que fazem parte de um sistema binário com uma estrela normal massiva. Nesses sistemas, o gás da superfície de uma estrela normal cai sobre uma estrela de nêutrons, acelerando a uma velocidade enorme. Ao atingir a superfície de uma estrela de nêutrons, o gás libera 10-30% de sua energia de repouso, enquanto durante as reações nucleares esse número não chega a 1%. A superfície de uma estrela de nêutrons aquecida a alta temperatura torna-se uma fonte de radiação de raios X. Porém, a queda do gás não ocorre uniformemente em toda a superfície: o forte campo magnético de uma estrela de nêutrons captura o gás ionizado em queda e o direciona para os pólos magnéticos, onde cai, como em um funil. Portanto, apenas as regiões polares ficam muito quentes e, em uma estrela em rotação, tornam-se fontes de pulsos de raios X. Os pulsos de rádio de tal estrela não são mais recebidos, uma vez que as ondas de rádio são absorvidas pelo gás que a rodeia.
Composto. A densidade de uma estrela de nêutrons aumenta com a profundidade. Sob uma camada de atmosfera com apenas alguns centímetros de espessura, há uma concha de metal líquido com vários metros de espessura e, abaixo dela, há uma crosta sólida com um quilômetro de espessura. A substância da casca lembra o metal comum, mas é muito mais densa. Na parte externa da casca é principalmente ferro; Com a profundidade, a proporção de nêutrons em sua composição aumenta. Onde a densidade atinge aprox. 4*10 11 g/cm3, a proporção de nêutrons aumenta tanto que alguns deles não fazem mais parte dos núcleos, mas formam um meio contínuo. Ali, a substância é como um “mar” de nêutrons e elétrons, no qual os núcleos dos átomos estão intercalados. E com uma densidade de aprox. 2*10 14 g/cm3 (densidade do núcleo atômico), os núcleos individuais desaparecem completamente e o que resta é um “líquido” de nêutrons contínuo com uma mistura de prótons e elétrons. É provável que nêutrons e prótons se comportem como um líquido superfluido, semelhante ao hélio líquido e aos metais supercondutores nos laboratórios terrestres.

Em densidades ainda mais altas, as formas mais incomuns de matéria são formadas numa estrela de nêutrons. Talvez nêutrons e prótons decaiam em partículas ainda menores - quarks; Também é possível que nasçam muitos mésons pi, que formam o chamado condensado de píon.
Veja também
PARTÍCULAS ELEMENTARES;
SUPERCONDUTIVIDADE;
SUPERFLUIDEZ.
LITERATURA
Dyson F., Ter Haar D. Estrelas e pulsares de nêutrons. M., 1973 Lipunov V.M. Astrofísica de estrelas de nêutrons. M., 1987

Enciclopédia de Collier. - Sociedade Aberta. 2000 .

Veja o que é uma "ESTRELA DE NÊUTRONS" em outros dicionários:

ESTRELA DE NÊUTRONS, uma estrela muito pequena e de alta densidade, composta por NÊUTRONS. É o último estágio na evolução de muitas estrelas. Estrelas de nêutrons são formadas quando uma estrela massiva explode como uma supernova, explodindo... ... Dicionário enciclopédico científico e técnico

Uma estrela cuja matéria, segundo conceitos teóricos, consiste principalmente em nêutrons. A neutronização da matéria está associada ao colapso gravitacional de uma estrela após o esgotamento de seu combustível nuclear. A densidade média das estrelas de nêutrons é 2,1017 ... Grande Dicionário Enciclopédico

A estrutura de uma estrela de nêutrons. Uma estrela de nêutrons é um objeto astronômico que é um dos produtos finais ... Wikipedia

Uma estrela cuja matéria, segundo conceitos teóricos, consiste principalmente em nêutrons. A densidade média de tal estrela é uma estrela de nêutrons 2·1017 kg/m3, o raio médio é de 20 km. Detectado por emissão de rádio pulsada, veja Pulsares... Dicionário Astronômico

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Uma estrela em equilíbrio hidrostático, na qual o enxame consiste principalmente de nêutrons. Formado como resultado da transformação de prótons em nêutrons sob forças gravitacionais. colapso nos estágios finais da evolução de estrelas bastante massivas (com uma massa várias vezes maior que... ... Ciência natural. dicionário enciclopédico

Estrêla de Neutróns- um dos estágios da evolução das estrelas, quando, como resultado do colapso gravitacional, elas são comprimidas a tamanhos tão pequenos (o raio da bola é de 10 a 20 km) que os elétrons são pressionados nos núcleos dos átomos e neutralizados sob sua responsabilidade, toda a matéria da estrela se torna... ... Os primórdios da ciência natural moderna

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Na astrofísica, como aliás em qualquer outro ramo da ciência, os mais interessantes são os problemas evolutivos associados às eternas questões “o que aconteceu?” e isso será?". Já sabemos o que acontecerá com uma massa estelar aproximadamente igual à massa do nosso Sol. Tal estrela, tendo passado por uma fase gigante vermelho, se tornará anã branca. As anãs brancas no diagrama de Hertzsprung-Russell estão fora da sequência principal.

As anãs brancas são o fim da evolução das estrelas de massa solar. Eles são uma espécie de beco sem saída evolutivo. A extinção lenta e silenciosa é o fim do caminho para todas as estrelas com massa menor que a do Sol. E quanto a estrelas mais massivas? Vimos que suas vidas estavam cheias de acontecimentos tempestuosos. Mas surge uma questão natural: como terminam os monstruosos cataclismos observados na forma de explosões de supernovas?

Em 1054, uma estrela convidada brilhou no céu. Era visível no céu mesmo durante o dia e apagou apenas alguns meses depois. Hoje vemos os restos desta catástrofe estelar na forma de um objeto óptico brilhante designado M1 no Catálogo da Nebulosa Messier. Isso é famoso Nebulosa do Caranguejo- remanescente de uma explosão de supernova.

Na década de 40 do nosso século, o astrônomo americano V. Baade começou a estudar a parte central do “Caranguejo” para tentar encontrar um remanescente estelar de uma explosão de supernova no centro da nebulosa. Aliás, o nome “caranguejo” foi dado a este objeto no século 19 pelo astrônomo inglês Lord Ross. Baade encontrou um candidato a remanescente estelar na forma de um asterisco 17t.

Mas o astrônomo não teve sorte: não tinha o equipamento adequado para um estudo detalhado e, portanto, não percebeu que essa estrela estava brilhando e pulsando. Se o período dessas pulsações de brilho não fosse de 0,033 segundos, mas, digamos, vários segundos, Baade sem dúvida teria notado isso, e então a honra de descobrir o primeiro pulsar não pertenceria a A. Hewish e D. Bell.

Cerca de dez anos antes de Baade apontar o seu telescópio para o centro Nebulosa do Caranguejo, os físicos teóricos começaram a estudar o estado da matéria em densidades superiores à densidade das anãs brancas (106 - 107 g/cm3). O interesse nesta questão surgiu em conexão com o problema dos estágios finais da evolução estelar. É interessante que um dos coautores dessa ideia tenha sido o mesmo Baade, que relacionou o próprio fato da existência de uma estrela de nêutrons com uma explosão de supernova.

Se a matéria for comprimida a densidades superiores às das anãs brancas, começam os chamados processos de neutronização. A pressão monstruosa dentro da estrela “conduz” os elétrons para os núcleos atômicos. Sob condições normais, um núcleo que absorveu elétrons será instável porque contém um número excessivo de nêutrons. No entanto, este não é o caso das estrelas compactas. À medida que a densidade da estrela aumenta, os elétrons do gás degenerado são gradativamente absorvidos pelos núcleos, e aos poucos a estrela se transforma em uma gigante Estrêla de Neutróns- uma gota. O gás de elétrons degenerados é substituído por um gás de nêutrons degenerados com densidade de 1014-1015 g/cm3. Em outras palavras, a densidade de uma estrela de nêutrons é bilhões de vezes maior que a de uma anã branca.

Por muito tempo, essa configuração monstruosa da estrela foi considerada um jogo de mentes dos teóricos. Demorou mais de trinta anos para que a natureza confirmasse esta notável previsão. Na mesma década de 30, foi feita outra importante descoberta, que teve influência decisiva em toda a teoria da evolução estelar. Chandrasekhar e L. Landau estabeleceram que para uma estrela que esgotou suas fontes de energia nuclear, existe uma certa massa limite quando a estrela ainda permanece estável. Nesta massa, a pressão do gás degenerado ainda é capaz de resistir às forças da gravidade. Como consequência, a massa das estrelas degeneradas (anãs brancas, estrelas de nêutrons) tem um limite finito (limite de Chandrasekhar), cujo excesso causa a compressão catastrófica da estrela, seu colapso.

Observe que se a massa do núcleo de uma estrela estiver entre 1,2 M e 2,4 M, o “produto” final da evolução de tal estrela deveria ser uma estrela de nêutrons. Com uma massa central inferior a 1,2 M, a evolução acabará por levar ao nascimento de uma anã branca.

O que é uma estrela de nêutrons? Conhecemos a sua massa, sabemos também que consiste principalmente em neutrões, cujos tamanhos também são conhecidos. A partir daqui é fácil determinar o raio da estrela. Acontece que são perto de... 10 quilômetros! Determinar o raio de tal objeto não é realmente difícil, mas é muito difícil visualizar que uma massa próxima à massa do Sol possa ser colocada em um objeto cujo diâmetro é ligeiramente maior que o comprimento da rua Profsoyuznaya em Moscou. Trata-se de uma gota nuclear gigante, um supernúcleo de um elemento que não se enquadra em nenhum sistema periódico e possui uma estrutura peculiar e inesperada.

A matéria de uma estrela de nêutrons tem as propriedades de um líquido superfluido! Este fato é difícil de acreditar à primeira vista, mas é verdade. A substância, comprimida a densidades monstruosas, lembra até certo ponto o hélio líquido. Além disso, não devemos esquecer que a temperatura de uma estrela de nêutrons é de cerca de um bilhão de graus e, como sabemos, a superfluidez em condições terrestres se manifesta apenas em temperaturas ultrabaixas.

É verdade que a temperatura não desempenha um papel especial no comportamento da própria estrela de nêutrons, uma vez que sua estabilidade é determinada pela pressão do gás de nêutrons degenerado - líquido. A estrutura de uma estrela de nêutrons é em muitos aspectos semelhante à estrutura de um planeta. Além do “manto”, composto por uma substância com propriedades surpreendentes de um líquido supercondutor, essa estrela possui uma crosta fina e dura com cerca de um quilômetro de espessura. Supõe-se que a casca possua uma estrutura cristalina peculiar. É peculiar porque, ao contrário dos cristais que conhecemos, onde a estrutura do cristal depende da configuração das camadas eletrônicas do átomo, na crosta de uma estrela de nêutrons os núcleos atômicos são desprovidos de elétrons. Portanto, eles formam uma rede que lembra as redes cúbicas de ferro, cobre, zinco, mas, portanto, em densidades imensamente mais altas. Em seguida vem o manto, cujas propriedades já falamos. No centro de uma estrela de nêutrons, as densidades chegam a 1.015 gramas por centímetro cúbico. Em outras palavras, uma colher de chá do material dessa estrela pesa bilhões de toneladas. Supõe-se que no centro de uma estrela de nêutrons haja uma formação contínua de todas as partículas elementares exóticas conhecidas na física nuclear, bem como de partículas elementares exóticas ainda não descobertas.

As estrelas de nêutrons esfriam rapidamente. As estimativas mostram que durante os primeiros dez a cem mil anos a temperatura cai de vários bilhões para centenas de milhões de graus. As estrelas de nêutrons giram rapidamente e isso leva a uma série de consequências muito interessantes. Aliás, é o pequeno tamanho da estrela que permite que ela permaneça intacta durante a rotação rápida. Se seu diâmetro não fosse 10, mas, digamos, 100 quilômetros, ele seria simplesmente dilacerado por forças centrífugas.

Já falamos sobre a intrigante história da descoberta dos pulsares. Imediatamente foi apresentada a ideia de que o pulsar era uma estrela de nêutrons em rotação rápida, já que de todas as configurações estelares conhecidas, apenas ela poderia permanecer estável, girando em alta velocidade. Foi o estudo dos pulsares que permitiu chegar à notável conclusão de que as estrelas de nêutrons, descobertas “na ponta da caneta” pelos teóricos, realmente existem na natureza e surgem como resultado de explosões de supernovas. As dificuldades de detectá-las na faixa óptica são óbvias, pois devido ao seu pequeno diâmetro, a maioria das estrelas de nêutrons não pode ser vista nos telescópios mais potentes, embora, como vimos, haja exceções - um pulsar em Nebulosa do Caranguejo.

Assim, os astrônomos descobriram uma nova classe de objetos - pulsares, estrelas de nêutrons em rotação rápida. Surge uma pergunta natural: qual é a razão para uma rotação tão rápida de uma estrela de nêutrons, por que, de fato, ela deveria girar em torno de seu eixo a uma velocidade enorme?

A razão deste fenômeno é simples. Sabemos bem como um patinador pode aumentar a velocidade de rotação quando aproxima os braços do corpo. Ao fazer isso, ele usa a lei da conservação do momento angular. Esta lei nunca é violada, e é precisamente esta lei que, durante uma explosão de supernova, aumenta muitas vezes a velocidade de rotação do seu remanescente, o pulsar.

Na verdade, durante o colapso de uma estrela, sua massa (o que resta após a explosão) não muda, mas o raio diminui cerca de cem mil vezes. Mas o momento angular, igual ao produto da velocidade de rotação equatorial pela massa e pelo raio, permanece o mesmo. A massa não muda, portanto, a velocidade deve aumentar nas mesmas cem mil vezes.

Vejamos um exemplo simples. Nosso Sol gira lentamente em torno de seu próprio eixo. O período dessa rotação é de aproximadamente 25 dias. Assim, se o Sol de repente se tornasse uma estrela de nêutrons, seu período de rotação diminuiria para um décimo de milésimo de segundo.

A segunda consequência importante das leis de conservação é que as estrelas de nêutrons devem ser fortemente magnetizadas. Na verdade, em qualquer processo natural não podemos simplesmente destruir o campo magnético (se ele já existir). As linhas do campo magnético estão para sempre associadas à matéria estelar, que possui excelente condutividade elétrica. A magnitude do fluxo magnético na superfície da estrela é igual ao produto da intensidade do campo magnético pelo quadrado do raio da estrela. Este valor é estritamente constante. É por isso que, quando uma estrela se contrai, o campo magnético deveria aumentar muito fortemente. Detenhamo-nos neste fenômeno com alguns detalhes, pois é ele que determina muitas das propriedades surpreendentes dos pulsares.

A intensidade do campo magnético pode ser medida na superfície da nossa Terra. Obteremos um pequeno valor de cerca de um gauss. Num bom laboratório de física, podem ser obtidos campos magnéticos de um milhão de gauss. Na superfície das anãs brancas, a intensidade do campo magnético chega a cem milhões de gauss. Nas proximidades, o campo é ainda mais forte - até dez bilhões de gauss. Mas na superfície de uma estrela de nêutrons, a natureza atinge um recorde absoluto. Aqui a intensidade do campo pode ser de centenas de milhares de bilhões de gauss. O vazio em uma jarra de litro contendo tal campo pesaria cerca de mil toneladas.

Esses fortes campos magnéticos não podem deixar de afetar (é claro, em combinação com o campo gravitacional) a natureza da interação da estrela de nêutrons com a matéria circundante. Afinal, ainda não falamos sobre por que os pulsares têm uma atividade enorme, por que emitem ondas de rádio. E não apenas ondas de rádio. Hoje, os astrofísicos conhecem bem os pulsares de raios X observados apenas em sistemas binários, fontes de raios gama com propriedades incomuns, os chamados bursters de raios X.

Para imaginar os vários mecanismos de interação de uma estrela de nêutrons com a matéria, voltemo-nos para a teoria geral das mudanças lentas nos modos de interação das estrelas de nêutrons com o meio ambiente. Consideremos brevemente as principais etapas dessa evolução. Estrelas de nêutrons - remanescentes de explosões de supernovas - inicialmente giram muito rapidamente com um período de 10 -2 - 10 -3 segundos. Com uma rotação tão rápida, a estrela emite ondas de rádio, radiação eletromagnética e partículas.

Uma das propriedades mais surpreendentes dos pulsares é o poder monstruoso de sua radiação, bilhões de vezes maior que o poder da radiação do interior estelar. Por exemplo, a potência de emissão de rádio do pulsar no “Caranguejo” atinge 1.031 erg/s, em óptica é 1.034 erg/s, o que é muito mais que a potência de emissão do Sol. Este pulsar emite ainda mais nas faixas de raios X e raios gama.

Como funcionam esses geradores de energia natural? Todos os pulsares de rádio têm uma propriedade comum que serviu de chave para desvendar o mecanismo de sua ação. Esta propriedade reside no fato de que o período de emissão do pulso não permanece constante, aumenta lentamente. É importante notar que esta propriedade das estrelas de nêutrons em rotação foi inicialmente prevista pelos teóricos e depois rapidamente confirmada experimentalmente. Assim, em 1969 constatou-se que o período de emissão dos pulsos pulsares no “Caranguejo” aumenta 36 bilionésimos de segundo por dia.

Não falaremos agora sobre como são medidos períodos tão curtos de tempo. O que é importante para nós é o próprio fato de aumentar o período entre os pulsos, o que, aliás, permite estimar a idade dos pulsares. Mas ainda assim, por que um pulsar emite pulsos de emissão de rádio? Este fenômeno não foi totalmente explicado no âmbito de nenhuma teoria completa. Mas pode-se, no entanto, traçar um quadro qualitativo do fenómeno.

O problema é que o eixo de rotação da estrela de nêutrons não coincide com o seu eixo magnético. É bem sabido da eletrodinâmica que se um ímã for girado no vácuo em torno de um eixo que não coincide com o eixo magnético, a radiação eletromagnética surgirá exatamente na frequência de rotação do ímã. Ao mesmo tempo, a velocidade de rotação do ímã diminuirá. Isto é compreensível a partir de considerações gerais, pois se a frenagem não ocorresse, teríamos simplesmente uma máquina de movimento perpétuo.

Assim, nosso transmissor extrai a energia dos pulsos de rádio da rotação da estrela, e seu campo magnético é como a correia motriz de uma máquina. O processo real é muito mais complicado, uma vez que um ímã girando no vácuo é apenas parcialmente análogo a um pulsar. Afinal, uma estrela de nêutrons não gira no vácuo, ela é cercada por uma poderosa magnetosfera, uma nuvem de plasma, e este é um bom condutor que faz seus próprios ajustes na imagem simples e bastante esquemática que desenhamos. Como resultado da interação do campo magnético do pulsar com a magnetosfera circundante, formam-se estreitos feixes de radiação direcionada, que, com uma “localização das estrelas” favorável, podem ser observados em várias partes da galáxia, em particular na Terra .

A rápida rotação de um pulsar de rádio no início de sua vida causa não apenas emissão de rádio. Uma parcela significativa da energia também é transportada por partículas relativísticas. À medida que a velocidade de rotação do pulsar diminui, a pressão da radiação cai. Anteriormente, a radiação afastava o plasma do pulsar. Agora a matéria circundante começa a cair sobre a estrela e extingue sua radiação. Este processo pode ser especialmente eficaz se o pulsar fizer parte de um sistema binário. Em tal sistema, especialmente se estiver suficientemente próximo, o pulsar puxa para si a matéria do companheiro “normal”.

Se o pulsar for jovem e cheio de energia, a sua emissão de rádio ainda é capaz de “irromper” até ao observador. Mas o antigo pulsar não consegue mais combater o acréscimo e “extingue” a estrela. À medida que a rotação do pulsar diminui, outros processos notáveis ​​começam a aparecer. Como o campo gravitacional de uma estrela de nêutrons é muito poderoso, o acúmulo de matéria libera uma quantidade significativa de energia na forma de raios X. Se num sistema binário a companheira normal contribui com uma quantidade notável de matéria para o pulsar, aproximadamente 10 -5 - 10 -6 M por ano, a estrela de neutrões será observada não como um pulsar de rádio, mas como um pulsar de raios-X.

Mas isso não é tudo. Em alguns casos, quando a magnetosfera de uma estrela de nêutrons está próxima de sua superfície, a matéria começa a se acumular ali, formando uma espécie de concha da estrela. Nesta concha, podem ser criadas condições favoráveis ​​​​para a passagem de reações termonucleares, e então podemos ver um burster de raios X no céu (da palavra inglesa burst - “flash”).

Na verdade, este processo não nos deveria parecer inesperado; já falámos sobre ele em relação às anãs brancas. No entanto, as condições na superfície de uma anã branca e de uma estrela de nêutrons são muito diferentes e, portanto, as explosões de raios X estão claramente associadas às estrelas de nêutrons. Explosões termonucleares são observadas por nós na forma de explosões de raios X e, talvez, explosões de raios gama. Na verdade, algumas explosões de raios gama podem parecer ser causadas por explosões termonucleares na superfície de estrelas de nêutrons.

Mas voltemos aos pulsares de raios X. O mecanismo de sua radiação, naturalmente, é completamente diferente daquele dos bursters. As fontes de energia nuclear já não desempenham qualquer papel aqui. A energia cinética da própria estrela de nêutrons também não pode ser conciliada com os dados observacionais.

Tomemos como exemplo a fonte de raios X Centaurus X-1. Sua potência é de 10 erg/seg. Portanto, a reserva dessa energia só poderia ser suficiente para um ano. Além disso, é bastante óbvio que o período de rotação da estrela neste caso teria que aumentar. No entanto, para muitos pulsares de raios X, ao contrário dos pulsares de rádio, o período entre os pulsos diminui com o tempo. Isto significa que a questão aqui não é a energia cinética de rotação. Como funcionam os pulsares de raios X?

Lembramos que eles se manifestam em sistemas duplos. É aí que os processos de acréscimo são especialmente eficazes. A velocidade com que a matéria cai sobre uma estrela de nêutrons pode atingir um terço da velocidade da luz (100 mil quilômetros por segundo). Então, um grama da substância liberará a energia de 1020 erg. E para garantir uma liberação de energia de 1.037 erg/s, é necessário que o fluxo de matéria para a estrela de nêutrons seja de 1.017 gramas por segundo. Isto, em geral, não é muito, cerca de um milésimo da massa da Terra por ano.

O fornecedor de material pode ser um companheiro óptico. Uma corrente de gás fluirá continuamente de parte de sua superfície em direção à estrela de nêutrons. Fornecerá energia e matéria ao disco de acreção formado em torno da estrela de nêutrons.

Como uma estrela de nêutrons tem um enorme campo magnético, o gás “fluirá” ao longo das linhas do campo magnético em direção aos pólos. É lá, em “pontos” relativamente pequenos, da ordem de apenas um quilômetro de tamanho, que ocorrem processos em escala grandiosa de criação de poderosa radiação de raios X. Os raios X são emitidos por elétrons relativísticos e comuns que se movem no campo magnético do pulsar. O gás que cai sobre ele também pode “alimentar” sua rotação. É por isso que é justamente nos pulsares de raios X que se observa uma diminuição no período de rotação em alguns casos.

As fontes de raios X incluídas em sistemas binários são um dos fenômenos mais notáveis ​​do espaço. Existem poucos deles, provavelmente não mais do que uma centena em nossa Galáxia, mas seu significado é enorme não apenas do ponto de vista, em particular para a compreensão do tipo I. Os sistemas binários proporcionam a forma mais natural e eficiente para a matéria fluir de estrela para estrela, e é aqui (devido à mudança relativamente rápida na massa das estrelas) que podemos encontrar várias opções para uma evolução “acelerada”.

Outra consideração interessante. Sabemos como é difícil, quase impossível, estimar a massa de uma única estrela. Mas como as estrelas de nêutrons fazem parte de sistemas binários, pode acontecer que mais cedo ou mais tarde seja possível determinar empiricamente (e isso é extremamente importante!) determinar a massa máxima de uma estrela de nêutrons, bem como obter informações diretas sobre sua origem. .

Estrêla de Neutróns
Estrêla de Neutróns

Estrêla de Neutróns - uma estrela superdensa formada como resultado de uma explosão de supernova. A matéria de uma estrela de nêutrons consiste principalmente de nêutrons.
Uma estrela de nêutrons tem densidade nuclear (10 14 -10 15 g/cm 3) e um raio típico de 10-20 km. A compressão gravitacional adicional da estrela de nêutrons é evitada pela pressão da matéria nuclear que surge devido à interação dos nêutrons. Esta pressão do gás de nêutrons degenerado significativamente mais denso é capaz de manter massas de até 3M do colapso gravitacional. Assim, a massa de uma estrela de nêutrons varia na faixa de (1,4-3)M.

Arroz. 1. Seção transversal de uma estrela de nêutrons com massa 1,5M e raio R = 16 km. A densidade ρ é indicada em g/cm 3 em diferentes partes da estrela.

Os neutrinos produzidos durante o colapso de uma supernova resfriam rapidamente a estrela de nêutrons. Estima-se que sua temperatura caia de 10 11 para 10 9 K em um tempo de cerca de 100 s. Então a taxa de resfriamento diminui. No entanto, é elevado em escala cósmica. Uma diminuição na temperatura de 10 9 para 10 8 K ocorre em 100 anos e para 10 6 K em um milhão de anos.
Existem aproximadamente 1.200 objetos conhecidos que são classificados como estrelas de nêutrons. Cerca de 1.000 deles estão localizados em nossa galáxia. A estrutura de uma estrela de nêutrons com massa de 1,5M e raio de 16 km é mostrada na Fig. 1: I – fina camada externa de átomos densamente compactados. A região II é uma rede cristalina de núcleos atômicos e elétrons degenerados. A região III é uma camada sólida de núcleos atômicos supersaturados com nêutrons. IV – núcleo líquido, constituído principalmente por nêutrons degenerados. A região V forma o núcleo hadrônico da estrela de nêutrons. Além dos núcleons, pode conter píons e hiperons. Nesta parte da estrela de nêutrons, é possível a transição do líquido de nêutrons para um estado sólido cristalino, o aparecimento de um condensado de píon e a formação de plasma de quark-glúon e hiperon. Certos detalhes da estrutura de uma estrela de nêutrons estão atualmente sendo esclarecidos.
Estrelas de nêutrons são difíceis de detectar usando métodos ópticos devido ao seu pequeno tamanho e baixa luminosidade. Em 1967, E. Hewish e J. Bell (Universidade de Cambridge) descobriram fontes cósmicas de emissão periódica de rádio - pulsares. Os períodos de repetição dos pulsos de rádio do pulsar são estritamente constantes e para a maioria dos pulsares variam de 10 -2 a vários segundos. Pulsares são estrelas de nêutrons em rotação. Apenas objetos compactos com propriedades de estrelas de nêutrons podem manter sua forma sem entrar em colapso nessas velocidades de rotação. A conservação do momento angular e do campo magnético durante o colapso de uma supernova e a formação de uma estrela de nêutrons leva ao nascimento de pulsares de rotação rápida com um campo magnético muito forte de 10 10 –10 14 G. O campo magnético gira junto com a estrela de nêutrons, porém o eixo desse campo não coincide com o eixo de rotação da estrela. Com esta rotação, a emissão de rádio da estrela desliza pela Terra como o feixe de um farol. Cada vez que o feixe atravessa a Terra e atinge um observador na Terra, o radiotelescópio detecta um curto pulso de emissão de rádio. Sua frequência de repetição corresponde ao período de rotação da estrela de nêutrons. A radiação de uma estrela de nêutrons ocorre quando partículas carregadas (elétrons) da superfície da estrela se movem ao longo das linhas do campo magnético, emitindo ondas eletromagnéticas. Este é o mecanismo de emissão de rádio de um pulsar, proposto pela primeira vez

O remanescente da supernova Corma-A, que tem uma estrela de nêutrons em seu centro

Estrelas de nêutrons são remanescentes de estrelas massivas que atingiram o fim de seu caminho evolutivo no tempo e no espaço.

Esses objetos interessantes nascem de gigantes outrora massivos que são quatro a oito vezes maiores que o nosso Sol. Isso acontece em uma explosão de supernova.

Após tal explosão, as camadas externas são lançadas ao espaço, o núcleo permanece, mas não é mais capaz de suportar a fusão nuclear. Sem pressão externa das camadas sobrejacentes, ele entra em colapso e se contrai catastroficamente.

Apesar de seu pequeno diâmetro - cerca de 20 km, as estrelas de nêutrons podem ostentar 1,5 vezes mais massa que o nosso Sol. Portanto, eles são incrivelmente densos.

Uma pequena colherada de matéria estelar na Terra pesaria cerca de cem milhões de toneladas. Nele, prótons e elétrons se combinam para formar nêutrons – um processo chamado neutronização.

Composto

Sua composição é desconhecida; presume-se que eles possam consistir em um líquido superfluido de nêutrons. Eles têm uma atração gravitacional extremamente forte, muito maior que a da Terra ou mesmo a do Sol. Esta força gravitacional é especialmente impressionante porque é pequena em tamanho.
Todos eles giram em torno de um eixo. Durante a compressão, o momento angular de rotação é mantido e, devido à redução do tamanho, a velocidade de rotação aumenta.

Devido à enorme velocidade de rotação, a superfície externa, que é uma “crosta” sólida, racha periodicamente e ocorrem “terremotos estelares”, que diminuem a velocidade de rotação e despejam o “excesso” de energia no espaço.

As pressões surpreendentes que existem no núcleo podem ser semelhantes às que existiam na época do big bang, mas infelizmente não podem ser simuladas na Terra. Portanto, estes objetos são laboratórios naturais ideais onde podemos observar energias indisponíveis na Terra.

Pulsares de rádio

Ulsars de rádio foram descobertos no final de 1967 pela estudante Jocelyn Bell Burnell como fontes de rádio que pulsam em uma frequência constante.
A radiação emitida pela estrela é visível como uma fonte de radiação pulsante ou pulsar.

Representação esquemática da rotação de uma estrela de nêutrons

Pulsares de rádio (ou simplesmente pulsares) são estrelas de nêutrons em rotação cujos jatos de partículas se movem quase à velocidade da luz, como o feixe giratório de um farol.

Depois de girarem continuamente durante vários milhões de anos, os pulsares perdem a sua energia e tornam-se estrelas de neutrões normais. Apenas cerca de 1.000 pulsares são conhecidos hoje, embora possam existir centenas deles na galáxia.

Pulsar de rádio na Nebulosa do Caranguejo

Algumas estrelas de nêutrons emitem raios X. A famosa Nebulosa do Caranguejo é um bom exemplo desse objeto, formado durante a explosão de uma supernova. Esta explosão de supernova foi observada em 1054 DC.

Vento do Pulsar, vídeo do telescópio Chandra

Um pulsar de rádio na Nebulosa do Caranguejo fotografado pelo Telescópio Espacial Hubble através de um filtro de 547 nm (luz verde) de 7 de agosto de 2000 a 17 de abril de 2001.

Magnetares

As estrelas de nêutrons têm um campo magnético milhões de vezes mais forte que o campo magnético mais forte produzido na Terra. Eles também são conhecidos como magnetares.

Planetas em torno de estrelas de nêutrons

Hoje sabemos que quatro têm planetas. Quando está em sistema binário, é possível medir sua massa. Destes binários de rádio ou raios X, as massas medidas das estrelas de nêutrons eram cerca de 1,4 vezes a massa do Sol.

Sistemas duplos

Um tipo completamente diferente de pulsar é visto em alguns binários de raios X. Nestes casos, a estrela de nêutrons e a comum formam um sistema binário. Um forte campo gravitacional puxa material de uma estrela comum. O material que cai sobre ele durante o processo de acreção é aquecido tanto que produz raios X. Os raios X pulsados ​​são visíveis quando os pontos quentes do pulsar giratório passam pela linha de visão da Terra.

Para sistemas binários contendo um objeto desconhecido, esta informação ajuda a distinguir se se trata de uma estrela de nêutrons ou, por exemplo, de um buraco negro, porque os buracos negros são muito mais massivos.